В начале 1950-х гг. под впечатлением от статьи Роберта Оппенгеймера о гравитационном коллапсе, опубликованной в 1939 г., Уилер заинтересовался общей теорией относительности Эйнштейна. В то время большинство специалистов были увлечены ядерной физикой, полагая, что общая теория относительности не имеет практически никакого отношения к реальному физическому миру. Работая почти в одиночку, Уилер изменил этот взгляд как своими исследованиями, так и тем, что читал в Принстоне первый курс лекций по теории относительности.
Значительно позднее, в 1969 г., он придумал термин «черная дыра» для сколлапсированного состояния материи, в существование которого мало кто верил. Вдохновленный работами Вернера Израэля, он выдвинул предположение о том, что «черные дыры не имеют волос». Иначе говоря, сколлапсированное состояние любой невращающейся массивной звезды действительно может быть описано решением Шварцшильда.
Трудности для детерминизма возникли, когда я открыл, что черные дыры не вполне черные. Как было показано в главе 2, квантовая теория говорит, что поля не могут быть в точности нулевыми, даже в вакууме. Если бы они оказались нулевыми, то обладали бы точной величиной или положением, равным нулю, и точно известным темпом изменения или скоростью, тоже равной нулю. Это было бы нарушением принципа неопределенности, который утверждает, что нельзя одновременно точно определить и положение, и скорость. Все поля должны испытывать так называемые вакуумные флуктуации некоторой величины (аналогично маятнику с нулевыми колебания из главы 2). Флуктуации вакуума можно интерпретировать несколькими способами, которые кажутся различными, но в действительности математически эквивалентны. С позитивистской точки зрения мы свободны использовать тот взгляд, который наиболее эффективен для решения конкретной задачи. В данном случае полезно рассматривать флуктуации вакуума как появление пар виртуальных частиц, которые возникают вместе в некоторой точке пространства-времени, разлетаются, а затем сходятся и аннигилируют друг с другом. «Виртуальные» означает, что эти частицы недоступны для непосредственного наблюдения, но их побочные эффекты могут быть измерены и согласуются с теоретическими предсказаниями с поразительной степенью точности (рис. 4.16).
Рис. 4.16
В пустом пространстве пары частиц появляются, ведут недолгое существование, а затем аннигилируют друг с другом.
В присутствии черной дыры одна из частиц пары может упасть в черную дыру, в то время как другая свободно уйдет на бесконечность (рис. 4.17). Издали такие частицы будет казаться испущенными черной дырой. Спектр черной дыры будет в точности таким, как у тела с температурой, пропорциональной гравитационному полю на горизонте — границе черной дыры. Другими словами, температура черной дыры зависит от ее размера.
Рис. 4.17
Виртуальные частицы, возникающие и аннигилирующие друг с другом вблизи горизонта событий черной дыры
Одна из пары частиц падает в черную дыру, тогда как другой удается ускользнуть на свободу. Снаружи горизонта событий это выглядит так, будто черная дыра испускает те частицы, которым удалось ускользнуть.
У черной дыры в несколько солнечных масс температура составляет около миллионной доли градуса над абсолютным нулем, а у более массивных — еще ниже. Так что квантовое излучение от таких черных дыр будет с большим запасом перекрыто 2,7-градусным излучением, оставшимся от Большого взрыва, — космическим микроволновым фоном, обсуждавшимся в главе 2. Зарегистрировать можно было бы только излучение гораздо менее крупных и более горячих черных дыр, однако не похоже, чтобы вокруг нас было много таких. А жаль. Если бы нашли хоть одну, я получил бы Нобелевскую премию. Тем не менее у нас есть косвенное свидетельство существования этого излучения, пришедшее из ранней Вселенной.
Температура черной дыры
Черная дыра испускает излучение, как если бы она была телом, нагретым до температуры Г, зависящей только от ее массы. Более точно температура выражается формулой
где ħ — постоянная Планка; с— скорость света; k — постоянная Больцмана; G — гравитационная постоянная Ньютона; М — — масса черной дыры. Таким образом, чем меньше черная дыра, тем выше ее температура. Согласно этой формуле температура черной дыры в несколько солнечных масс составляет около миллионной доли градуса выше абсолютного нуля.
Как описано в главе 3, в самые ранние моменты истории наша Вселенная прошла период инфляции, в течение которого она расширялась с постоянно растущей скоростью. Расширение в тот период должно было быть чрезвычайно быстрым, и некоторые объекты оказались столь далеко, что их свет никогда до нас не дойдет. Для идущего к нам света Вселенная расширялась слишком сильно и слишком быстро. Так что во Вселенной должен быть горизонт, подобный горизонту черной дыры, отделяющий область, из которой свет может дойти до нас, от области, откуда он не дойдет (рис. 4.18).
Рис. 4.18
Решение де Ситтера для уравнений поля в общей теории относительности дает вселенную, расширяющуюся в инфляционном режиме. На диаграмме время идет снизу вверх, а размеры вселенной показаны в горизонтальном направлении. Пространственные расстояния увеличиваются столь быстро, что свет отдаленных галактик никогда не достигнет нас. Как и в черной дыре, здесь существует горизонт — граница области, которую мы не можем наблюдать.
Очень похожие аргументы показывают, что от этого горизонта должно исходить тепловое излучение, как от горизонта черной дыры. В тепловом излучении, как мы знаем, следует ожидать характерного спектра флуктуаций плотности. В данном случае эти флуктуации будут расширяться вместе с самой Вселенной. Когда их линейный масштаб становится больше размеров горизонта событий, они замирают, так что мы можем наблюдать их сегодня как небольшие вариации температуры космического микроволнового излучения, оставшиеся с эпохи ранней Вселенной. Наблюдаемые вариации с поразительной точностью согласуются с предсказаниями тепловых флуктуаций.
И хотя наблюдения лишь косвенным образом подтверждают существование излучения черных дыр, каждый, кто изучил проблему, согласится, что оно должно иметь место, чтобы не возникало противоречий с другими, проверенными путем наблюдений теориями. Это имеет важные следствия для детерминизма. Излучение черной дыры уносит энергию, а следовательно, она теряет массу и становится меньше. Значит, ее температура будет возрастать, а интенсивность излучения — увеличиваться. В конце концов черная дыра уменьшится до нулевой массы. Мы не знаем, как рассчитать, что случится в тот момент, но, по-видимому, имеется только одна естественная и разумная возможность, состоящая в том, что черная дыра полностью исчезнет. Так что же случится тогда с той частью волновой функции, которая находится в черной дыре, и с той информацией, которую она несет о том, что упало в черную дыру? На первый взгляд эта волновая функция и содержащаяся в ней информация должны выйти наружу после окончательного исчезновения черной дыры. Однако информация не передается даром, в чем вы могли убедиться, получая телефонные счета.
Для переноса информации требуется энергия, а на последних стадиях существования черной дыры энергии очень мало. Единственный правдоподобный способ, которым информация могла бы выбраться из черной дыры наружу — это не дожидаясь финальной стадии, постепенно выходить вместе с излучением. Однако в рамках картины, где один член пары виртуальных частиц падает, а другой улетает, нельзя ожидать, что улетевшая частица будет связана с той, что упала, или вынесет какую-то информацию о ней.
Так что единственным ответом будет, по-видимому, утверждение, что информация, содержащаяся в части волновой функции внутри черной дыры, пропадет (рис. 4.19).
Рис. 4.19
Положительная энергия, уносимая тепловым излучением из-под горизонта, уменьшает массу черной дыры. По мере сокращения массы температура черной дыры возрастает, а вместе с ней и интенсивность излучения. Поэтому масса теряется все быстрее и быстрее. Мы не знаем, что случится, если масса станет очень маленькой, но, вероятнее всего, черная дыра полностью исчезнет.
Такая потеря информации должна иметь принципиальное значение для детерминизма. Для начала заметим, что, даже если знать волновую функцию после исчезновения черной дыры, невозможно прогнать уравнение Шрёдингера назад и вычислить, какой она была до того, как черная дыра образовалась. То, какой она была, отчасти зависит от того фрагмента волновой функции, который пропал в черной дыре. Мы привыкли считать, что прошлое можно знать точно. Однако, если информация теряется в черных дырах, то это не так. Могло происходить что угодно.
